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新一代多波束接收系统的科学目标与概念设计

天文学报 2022年第3期63卷 1-12页

作者：杨戟单文磊中国科学院紫金山天文台南京210023 日本国立天文台东京181-8511

大视场、高灵敏度、高分辨、宽带信号接收以及多偏振成份接收等,是银河系毫米波分子谱线巡天不断追求的目标.从一氧化碳(CO)多谱线巡天的最新进展出发,归纳了未来银河系大尺度分子巡天可着重瞄准的几个前沿科学目标,包括广域弱发射区的... 详细信息

大视场、高灵敏度、高分辨、宽带信号接收以及多偏振成份接收等,是银河系毫米波分子谱线巡天不断追求的目标.从一氧化碳(CO)多谱线巡天的最新进展出发,归纳了未来银河系大尺度分子巡天可着重瞄准的几个前沿科学目标,包括广域弱发射区的探查、分子云内部结构的多探针成像以及银河系大尺度气体结构与物质循环调查等.介绍3毫米波段新一代多波束接收系统的一套概念设计.结合最新的技术预研,给出实现该方案的技术要点.新一代多波束接收系统的概念设计瞄准了100波束的接收规模,众多谱线以及双偏振成份的接收能力.在继承边带分离混频原理的基础上,基于新近发展的超导混频器集成电路,实现双偏振接收的新模式.在多谱线信号接收的基础上扩大每个信号边带至8 GHz从而同时接收众多谱线.参照已有的技术基础和近期预研的进展,本概念设计方案完全可以实现.与现有毫米波多波束接收设备相比,新一代毫米波多波束接收系统的综合接收能力预计将提升89-178倍.该设计将为毫米波多波束接收能力再次实现变革性的飞跃提供可能.

关键词：星际介质:分子恒星:形成银河系:结构亚毫米波:星际介质技术:光谱

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红外暗云中分子气体团块的性质研究

天文学报 2022年第3期63卷 104-126页

作者：得力达·别尔得汗加尔肯·叶生别克徐烨刘德剑周建军何玉新朱春花李光辉新疆大学物理科学与技术学院乌鲁木齐830046 中国科学院大学北京100049 中国科学院新疆天文台乌鲁木齐830011 中国科学院射电天文重点实验室乌鲁木齐830011 新疆射电天体物理重点实验室乌鲁木齐830011 中国科学院紫金山天文台南京210023

利用^(12)CO(1-0)、^(13)CO(1-0)与C^(18)O(1-0)分子谱线成图观测数据,并结合ATLASGAL(The APEX(Atacama Pathfinder Experiment)Telescope Large Area Survey of the Galaxy)尘埃连续谱巡天观测结果详细地研究了9个红外暗云(Infrared Dark Clouds,IRDCs)中团块的物理性质与运动学特征.给出了红外暗云的速度区间,以及在红外暗云所对应的Spitzer(Spitzer Space Telescope)8μm辐射背景上叠加了与红外暗云轮廓基本吻合的^(13)CO和C^(18)O积分强度分布图.9个红外暗云中有8个呈纤维状结构.在这些红外暗云中共找出51个致密团块,质量偏大的团块大部分聚集在红外暗云的枢纽位置.质量统计直方图中表现出明显的双峰结构,进一步证实纤维状分子云物质输送的图景.^(12)CO(1-0)计算所得的典型激发温度T_(ex)在这些团块中的分布为10-15 K之间.证认出3个蓝轮廓的团块和5个红轮廓的团块,发现有17个处于不同演化阶段的团块与外流候选体位置重叠,这表明外流活动可能普遍存在于不同演化阶段的团块中.在MSF(Massive Star-Forming)团块和YSO(Young Stellar Object)团块中较高的外流探测率表明吸积率随着团块中恒星形成的演化阶段而增加.这些都是引力束缚的团块,并有可能进一步塌缩.所有团块都满足形成大质量恒星的基本物理条件.这些处在不同演化阶段的早期大质量恒星形成团块是研究大质量恒星形成的理想候选体.

关键词：恒星:形成星际介质:云星际介质:分子星际介质:恒星

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一个大质量恒星形成复合体的动力学性质

天文学报 2022年第6期63卷 18-37页

作者：周愉欣徐烨加尔肯·叶生别克刘德剑周建军何玉新吴刚李光辉新疆大学物理科学与技术学院乌鲁木齐830046 中国科学院新疆天文台乌鲁木齐830011 中国科学院紫金山天文台南京210023 中国科学院射电天文重点实验室南京210023 新疆射电天体物理重点实验室乌鲁木齐830011

恒星形成于分子云之中,分子外向流是恒星形成正在进行的重要动力学特征,也是研究和认识恒星形成的重要契入点.利用紫金山天文台青海观测站德令哈13.7m毫米波望远镜,采用5种分子谱线探针(包括^(12)CO、^(13)CO、C^(18)O、HCO+J=1-0和CS J... 详细信息

恒星形成于分子云之中,分子外向流是恒星形成正在进行的重要动力学特征,也是研究和认识恒星形成的重要契入点.利用紫金山天文台青海观测站德令哈13.7m毫米波望远镜,采用5种分子谱线探针(包括^(12)CO、^(13)CO、C^(18)O、HCO+J=1-0和CS J=2-1,J为角动量量子数),对一个包含IRAS 19230+1506、IRAS 19232+1504和G050.3179--00.4186这3个源的大质量恒星形成复合体进行了成图观测研究.通过对以上分子谱线数据并结合红外波段巡天数据的分析,在这3个源中首次探测到了分子外向流活动,并确定了分子外向流的中心驱动源.最后对这3个源进行了分子外向流相关物理量参数的计算,分析了这些物理量参数之间的关系,结果表明分子外向流的性质与中心驱动源的性质息息相关.

关键词：恒星:形成星际介质:云星际介质:分子星际介质:恒星

有H2覆盖的星际尘埃表面氢分子合成效率的研究

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有H2覆盖的星际尘埃表面氢分子合成效率的研究

作者：赵港山东理工大学

学位级别：硕士

氢分子是宇宙中最丰富的分子。它是第一个在微弱的环境中形成并在光解离中存活的化合物。气相中H分子对于星际云中分子离子H的后续形成至关重要,而H触发了丰富的气相化学,产生了在星际介质(ISM)中检测到的100多种分子。同时,H是天体物... 详细信息

氢分子是宇宙中最丰富的分子。它是第一个在微弱的环境中形成并在光解离中存活的化合物。气相中H分子对于星际云中分子离子H的后续形成至关重要,而H触发了丰富的气相化学,产生了在星际介质(ISM)中检测到的100多种分子。同时,H是天体物理介质冷却的主要贡献者。因此,H分子的形成机理自被发现以来一直是一个有趣而重要的研究课题。虽然在天体化学模型中几乎所有的星际分子都被认为是在气相中形成的,但是气相中H分子的形成效率很低,而星际尘埃颗粒在H原子有效转化为H分子的过程中起着重要作用。然而,天文源中氢气分子的形成至今没有得到很好地解释。在早期的氢气形成模型中并没有考虑到星际尘埃表面上氢气分子的存在对氢气形成带来的影响,这主要是因为氢气分子与氢原子之间不能反应。然而,根据实验结果表明,为了使建模更具有物理性质,星际尘埃表面上被氢气分子占据的位点上H的解吸能必须比水冰表面上H的解吸能小得多。因此,在本文工作中,我们首次使用微观蒙特卡洛方法来研究H的存在如何影响离散和半透明云中冷星际尘埃颗粒上分子氢形成的效率。具体如下:(1)星际尘埃表面H分子对分子氢形成的影响。我们采用了一种详细的蒙特卡洛模型——CTRW(continuous-time random-walk)研究了星际尘埃表面上覆盖的H分子对氢分子合成效率的影响。过去几年里,人们研究了各种粗糙表面上的氢分子合成效率,但是在他们的模型中,氢分子合成后直接离开星际尘埃表面,忽略了尘埃表面覆盖的H分子对氢分子合成效率的影响,这与实验结果不符。我们依据实验室结果,查阅文献,寻找尘埃表面物种运动的各种参数,考虑了星际尘埃表面覆盖的氢分子对星际尘埃表面氢分子合成效率的影响,计算了尘埃表面氢分子的合成效率。该体系更符合实验室实验的结果,也更加贴近星际尘埃上的真实反应体系。计算结果表明,H分子的存在对H形成效率的影响在很大程度上取决于H分子在尘埃表面的扩散势垒。不考虑表面H存在的离散云的预测结果表明,在10 K到14 K的尘埃温度(T)范围内,H原子的复合效率高于0.5。考虑表面H的离散云中采用的H的扩散势垒是H解吸能的80%,以便H分子可以被困在更强的结合位点。根据模型参数,这些离散云模型预测的结果显示,在尘埃温度范围在10K≤T≤14K时,H原子的复合效率在0～0.5之间。半透明云模型结果表明,如果采用的尘埃表面上H的平均扩散势垒较低(194 K),H分子可以在尘埃表面快速扩散,那么H的形成效率将不受尘埃表面氢分子存在的影响。然而,如果半透明模型中使用更高的H的平均扩散势垒(255 K),则在T>10K时,H原子的复合效率将下降至0.002以下。(2)H分子在尘埃表面的等效解吸能的研究。尘埃表面物种的扩散势垒和解吸能影响着该物种在尘埃表面的扩散和解吸,这也就影响了尘埃表面上的化学反应。然而,尘埃表面物种与H分子之间的吸附能尚不明确,这直接影响了我们对尘埃表面化学反应的预测。因此,我们使用碰撞解析速率方程研究了尘埃表面上各参数对尘埃表面H分子的等效解吸能的影响。研究结果表明,尘埃表面各参数对H等效解吸能的影响其根本原因是这些参数的变化影响了H分子在尘埃表面的扩散速度和解吸速度。扩散速率和解吸速率共同影响着尘埃表面物种的扩散和解吸,物种的等效解吸能并不会简单地随着某一参数(扩散势垒或者解吸能)的单调地变化,因为尘埃表面上H分子的相对覆盖率对等效解吸能的影响不能忽视。当尘埃表面H的覆盖率较小时,等效解吸能受H分子的扩散影响较大,随着H分子扩散势垒与解吸能的比值的增大,计算得到的等效解吸能越来越大。但是等效解吸能随着尘埃表面H分子的相对覆盖率的增大而减小,H分子的扩散势垒对氢分子在尘埃表面的相对解吸能的影响也随着氢分子的相对覆盖率的增大而减小。当H分子扩散较快时(扩散势垒/解吸能=0.1),等效解吸能随尘埃表面相对覆盖率的变化范围在12mev,而H分子扩散较慢时(扩散势垒/解吸能=0.77),等效解吸能的变化范围减小到约5mev。而尘埃表面的温度对等效解吸能的影响较小,这是由于温度的升高使得H的扩散率和解吸速率同时增大。我们得到了在不同条件下在相对覆盖率为0.1时使得等效解吸能为30mev的H在H衬底上的解吸能,为后续试验研究H分子解吸能提供了理论指导。

关键词：天体化学分子过程星际介质:分子蒙特卡洛解吸能

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TM65m望远镜谱线观测系统的频率校准

天文学报 2015年第6期56卷 648-657页

作者：李娟吴亚军乔海花王均智左秀婷中国科学院上海天文台上海200030 中国科学院射电天文重点实验室上海200030 中国科学院大学北京100049

频率校准是进行谱线天文观测前必做的准备工作,对上海天文台TM65m射电望远镜的谱线终端DIBAS(Digital Backend System)进行了频率校准及测试工作,发现它有良好的性能.首先,进行了PCAL信号注入测试,对DIBAS终端的频率分辨率、频率漂移、... 详细信息

频率校准是进行谱线天文观测前必做的准备工作,对上海天文台TM65m射电望远镜的谱线终端DIBAS(Digital Backend System)进行了频率校准及测试工作,发现它有良好的性能.首先,进行了PCAL信号注入测试,对DIBAS终端的频率分辨率、频率漂移、谱之间间隔的稳定性进行了测试.1 h内,单个尖峰频率漂移的最大变化幅度为0.03通道,尖峰之间间隔的最大起伏为0.05通道.然后,通过对大质量恒星形成区的H_2CO脉泽与吸收线的观测,以及与GBT(Robert C.Byrd Green Bank Telescope)观测结果的比较,发现频率校准的结果是正确的.最后,对W3(OH)进行了1个多小时的羟基脉泽观测和5个多小时的甲醇脉泽观测,发现谱线的谱型保持一致,观测噪声与理论噪声一致,说明频率校准程序是稳定可靠的.

关键词：技术:测光谱线:证认射电谱线:星际介质星际介质:分子

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W51M分子云中H和He复合线的观测研究

天文学报 2020年第2期61卷 13-29页

作者：张燕坤朱逢尧唐孟尧秦胜利汪敏中国科学院云南天文台昆明650011 中国科学院大学北京100049 中国科学院上海天文台上海200030 云南大学天文系昆明650011

W51M (W51 Main)是一个和HⅡ区成协的大质量恒星形成区,在其中可以探测到众多的分子谱线和H、He射电复合线.中国科学院上海天文台基于天马65 m望远镜对W51M的观测数据,证认了主量子数在74–117之间的H、He复合发射线,其中主量子数在74... 详细信息

W51M (W51 Main)是一个和HⅡ区成协的大质量恒星形成区,在其中可以探测到众多的分子谱线和H、He射电复合线.中国科学院上海天文台基于天马65 m望远镜对W51M的观测数据,证认了主量子数在74–117之间的H、He复合发射线,其中主量子数在74–78之间的H和He的α复合线均被探测到.结合H和He复合线的多普勒致宽,算出该HⅡ区的电子温度约为7400 K, He+/H+的离子丰度比约为0.09,这与已有的研究基本吻合.考虑高信噪比的复合线,即H(n)α(74n78),计算得出W51M的平均湍动速度是13.767 km·s-1.通过确定W51M或其他HⅡ区中的复合线,获取电子温度、湍动速度以及其他物理参量,在电子数密度、元素丰度、恒星形成率等方面进行了探讨,对分子谱线以及其他波段的复合线研究具有借鉴意义.

关键词：谱线:复合线星际介质:H_Ⅱ区星际介质:云星际介质:分子厘米:星际介质

高银纬区域HSVMT 27的CO同位素分子谱线研究

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天文学报 2017年第1期58卷 68-80页

作者：何治宏徐烨杨戟杜心语李发成逯登荣闫庆增青海师范大学计算机学院西宁810016 中国科学院紫金山天文台南京210008 中国科学院大学北京100049 中国科学院上海天文台上海200030

对Ursa Major区域的高银纬分子云HSVMT 27的^(12)CO、^(13)CO和C^(18)O进行了观测研究,发现这块分子云^(12)CO的激发温度较低,并探测到一定的C^(18)O辐射,但由于其发射较弱故未能成图.在0.17 km·s^(-1)的速度分辨率和0.08 pc的空间分... 详细信息

对Ursa Major区域的高银纬分子云HSVMT 27的^(12)CO、^(13)CO和C^(18)O进行了观测研究,发现这块分子云^(12)CO的激发温度较低,并探测到一定的C^(18)O辐射,但由于其发射较弱故未能成图.在0.17 km·s^(-1)的速度分辨率和0.08 pc的空间分辨率下,认证了26个^(13)CO分子云核,它们的本地热平衡(Local Thermodynamic Equilibrium,LTE)质量在0.5–10 M_⊙,均小于其维里质量,且并未发现有红外点源与云核成协.总之,数据显示在这块分子云中并没有恒星形成的活动.

关键词：星际介质:分子恒星:形成星际介质:运动学与动力学

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猎户座棒状光子主导区尘埃致密气体的研究

猎户座棒状光子主导区尘埃致密气体的研究

作者：谢泽强南京大学

学位级别：硕士

我们首次给出亚毫米波射电干涉仪(the Submillimeter Array,SMA)在猎户座棒状(OrionBar)光子主导区(photon-dominatedregion,PDR)尘埃致密云核的高分辨率观测结果,包括1.3毫米尘埃连续辐射谱,光薄多重跃迁H2CS(6-5)谱线,以及高谱分辨率C... 详细信息

我们首次给出亚毫米波射电干涉仪(the Submillimeter Array,SMA)在猎户座棒状(OrionBar)光子主导区(photon-dominatedregion,PDR)尘埃致密云核的高分辨率观测结果,包括1.3毫米尘埃连续辐射谱,光薄多重跃迁H2CS(6-5)谱线,以及高谱分辨率C34S(4-3)谱线的观测。从1.3毫米尘埃连续辐射谱,我们首次在空间上发现九个可以分辨出来的小尺度(0.01-0.02pc)尘埃致密云核,计算出其质量约为0.02-0.24M⊙之间,其氢分子数密度在3.6 × 105-1.9 × 106 cm-3之间,我们的结果首次从观测上确定了致密成分的确存在于Orion Bar中,验证了长久以来对于Orion Bar的确存在小尺度致密成分的猜想。我们同样首次在Orion Bar中探测到H2CS分子谱线,两条para-H2CS(60,6-50,5)和(62,4-52,3)集中在质量最大的两个致密云核,我们利用这两条首次发现的谱线,在假设局部热动平衡的情况之下,估算致密云核的动力学温度大约在96 K。高谱分辨率的C34S(4-3)分子谱线给出云团的非热速度弥散在0.19-0.54 km s-1之间,这个数值小于气体的热运动(0.59 km s-1),意味着致密云核处在次声速的物理环境之下。我们发现,致密云核的质量均远远小于维里质量和Bonnor-Ebert(BE)质量,意味着它们其实是非维里化状态,同时,也意味在理论上预测,这些云团并不会发生引力坍缩而形成恒星。若在更强烈的远红外光子的辐射下(Far-Ultraviolet,FUV),致密云核有可能从原先稳定存在的状态进行不同的演化阶段,这取决于致密云核的最初柱密度、FUV辐射场强度、最初所处的物理环境以及致密云核的本质属性。如果致密云核是因为湍动汇集而形成的暂时性密度涨落,我们发现其在强烈的FUV辐射下会经历一个激波压缩的过程,但密度升高的程度却不能触发其引力不稳定而塌缩形成恒星。如果致密云核是被云团间介质压力束缚下的物理实体,致密云核质量在FUV辐射场的影响下将会损失5-50%的最初气体质量,但致密云核会在其热壳层与FUV辐射场平衡状态下,保留其中心质量,与热壳层、云团间介质维持压强平衡状态,更难以塌缩形成恒星。我们在估算致密云核质量的过程,动力学温度和尘埃光学不透明度指数都有着一定的不确定性。深场的H2CO/H2CS谱线观测以及多波段的尘埃连续谱观测可以让我们更加准确地确定这两个物理量,也能让我们对Orion Bar中的致密云核演化情况有一个更为准确的判断。总而言之,我们这次研究,不仅首次观测到Orion Bar在小尺度上的致密成分,而且理论计算的所有结果都在预示着这些Orion Bar里的尘埃致密云核并不会在FUV辐射场的影响下演化形成恒星。这个结果,第一次从观测上回答猎户座棒状光子主导区的致密成分是否存在恒星形成活动的问题。

关键词：星际介质:观测目标(猎户座棒状光子主导区) 星际介质:动力学过程星际介质:致密云团星际介质:分子技术:高分辨率、高谱分辨率观测恒星:恒星形成

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银河系氨及其同位素分子系统观测研究

银河系氨及其同位素分子系统观测研究

作者：陈家梁广州大学

学位级别：硕士

观测银河系中的氨分子得到相应的N/N同位素丰度比,从而建立星际氨同位素丰度比的标准数据库,以及为银河系化学演化理论提供新的限制是我们的主要目标。我们的大样本一共有210个源,先后利用上海天马65米射电望远镜和德国Effelsberg射电... 详细信息

观测银河系中的氨分子得到相应的N/N同位素丰度比,从而建立星际氨同位素丰度比的标准数据库,以及为银河系化学演化理论提供新的限制是我们的主要目标。我们的大样本一共有210个源,先后利用上海天马65米射电望远镜和德国Effelsberg射电望远镜观测,一共有141个源探测到NH发射信号,141个源里面有15个源探测到多NH发射信号,其中有3个源同时被两个望远镜探测到NH发射信号。我们计算了这15个源的线参数以及物理参数:光深,旋转温度,动力学温度和总柱密度。把NH和NH柱密度之比作为N/N同位素丰度比。我们比较了同一个源不同望远镜的N/N同位素丰度比计算结果,发现在误差范围内,这3个源来自不同望远镜的比值是一致的。对太阳距与氮同位素丰度比的关联性进行分析,发现两者是不相关的,说明观测对同位素丰度比的影响是可以忽略的。经过对动力学温度和氮同位素丰度比关联性分析,也没有发现相关性,这也说明同位素分馏对我们的样本的影响可以忽略。我们发现N/N同位素丰度比随着银心距增长有往上的趋势,这证明了氮同位素丰度比在银河系是梯度分布的。最后,我们把最新的银河系化学演化模型和我们得到的氮同位素丰度比梯度进行比较分析,发现我们的观测结果和理论模型结果是一致的。因为只有15个源同时被探测到氨分子以及它的同位素,为了得到更准确可靠的结果,我们后续将会申请补充观测,特别是会增加在0-4 kpc以及大于8 kpc的源的数据。除此之外,NH分子也是一种很好的示踪分子,我们计划利用NH分子开展银河系氮同位素丰度比的观测研究。对不同示踪分子的观测进行比较分析,有助于避免梯度关系中可能存在的系统误差。另外,目前对于星际介质中S/S同位素丰度比的观测只使用到了CS及其同位素分子CS,单一示踪分子的测量结果可能存在系统性的误差。因此使用其他含硫分子进行银河系硫同位素丰度比的测量显得十分重要。我们使用IRAM 30米射电望远镜利用SO和SO分子对分子云进行观测。我们的样本的距离值是通过高分辨的三角视差观测得到的,因此相比之前的源的距离更准确。对观测谱线进行处理分析,发现有6个源同时探测到了SO和SO谱线。利用SO和SO的谱线强度比获得它们的同位素丰度比S/S。对比发现我们的结果和之前通过CS观测得到的同位素丰度比结果很好地吻合,且不需要像CS分子那样做光深效应的改正,这意味着SO分子能够更好地示踪星际介质中硫元素的丰度。后续将对大样本源开展SO和SO分子的观测,准确确定大样本源的同位素丰度比S/S,进一步验证银河星际介质中硫同位素丰度比的梯度关系。

关键词：星际介质:丰度星际介质:分子银河系:演化银河系:丰度射电线:星际介质